Краны вашей ванной лгали вам всю вашу жизнь. Каждый день мы моем руки и чистим зубы, наклоняясь над раковиной, которая утверждает, что красное – это горячее, а синее – холодное. В действительности все как раз наоборот. И вам нет необходимости смотреть на звезды, чтобы это увидеть и понять. Самые горячие языки пламени, такие, например, как пламя, выпускаемое реактивным самолетом, синего цвета. Обычное открытое пламя желтого цвета. И только тогда, когда огонь начинает затухать, пламя становится красным.
Звезды не находятся в состоянии пожара, но принцип остается тем же. Посмотрев на цвет звезды, мы можем сказать, насколько она раскалена. Самые холодные звезды имеют красный цвет с температурой поверхности приблизительно 3000 К (Кельвинов; для перевода в градусы по Цельсию нужно отнять 273). Желтые звезды находятся где-то посредине с поверхностной температурой, равной 6000 К. Самые горячие звезды, которые кажутся синими, могут достигать 50 000 К.
Астрономы подразделяют все звезды на семь групп по их цветам, используя систему, известную как Гарвардская спектральная классификация. Группы обозначаются буквами O, B, A, F, G, K и М. Первоначально группы назывались по буквам от А до Q, но оказалось, что многие группы перекрываются, а некоторые просто выпадают. Солнце относится к звездам G-класса, так что большинство звезд во Вселенной холоднее, чем наше. Самая яркая звезда О-класса на ночном небе – это Альнитак в поясе Ориона. Звезды М‐класса слишком тусклые, чтобы мы могли их видеть.
Приведенные здесь процентные соотношения относятся к звездам в основном периоде их существования – о таких звездах астрономы говорят, что они находятся в основной последовательности, поскольку попадают на диагональную линию диаграммы Герцшпрунга-Расселла.
Диаграмма Герцшпрунга – Расселла (Г—Р) является своего рода иконой в астрономии. Она показывает зависимость абсолютной звездной величины от цвета звезды (или ее спектрального класса). Диаграмма была составлена в начале двадцатого века датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом и американским астрономом Генри Норрисом Расселлом для визуализации процесса эволюции звезд.
Малые прохладные звезды (К и М классов) находятся в нижнем правом углу диаграммы. Более крупные и горячие звезды (О и B классов) локализуются ближе к верхнему левому углу. Линия, пролегающая между этими экстремальными значениями, известна как главная последовательность.
В звездах, лежащих на этой линии, происходит слияние водорода с образованием гелия, точно так же, как это происходит на Солнце. Однако по мере старения звезды запасы водорода в ее ядре истощаются. Далее мы рассмотрим более подробно, что при этом происходит, но звезда начинает разбухать. При этом она начинает распространять свое тепло по значительно более обширной площади поверхности и становится красной. Астрономы говорят об этом, что звезда «вышла из главной последовательности», и тогда красные гиганты и красные супергиганты оказываются выше этой линии.
Все звезды различаются по массе и размерам, и астрономы обнаружили четкую взаимосвязь между массой звезды и ее светимостью. Эта взаимосвязь получила название «соотношение массы и светимости» (см. график ниже).
Чем массивнее звезда, тем выше ее изначальная светимость (абсолютная звездная величина).
Для расчета массы вновь открытой звезды астрономы сначала измеряют ее звездную величину и на ее основе рассчитывают с использованием расстояния ее светимость (абсолютную звездную величину). Затем кривая соотношения массы и светимости дает нам величину массы (см. таблицу 5). Звезды с высокими показателями массы обнаруживаются вблизи верхнего левого края на главной последовательности диаграммы Г-Р, звезды с малой массой тяготеют к нижнему правому краю. Р136а1, звезда в Большом Магеллановом Облаке, является самой массивной и самой яркой, обладающей самой большой светимостью из всех известных звезд. Она в 315 раз тяжелее нашего Солнца.
